Подпишитесь на оповещения
от Газеты.Ru
Дополнительно подписаться
на сообщения раздела СПОРТ
Отклонить
Подписаться
Получать сообщения
раздела Спорт

Кривые зеркала Вселенной-2

Лектор: (none) 21.11.2006, 20:53

Продолжаем рассказ об одном из методов астрономических исследований и некотором круге явлений, которые он объединяет - о гравитационном линзировании.


КАК И ГДЕ НАЙТИ ГРАВИТАЦИОННЫЕ ЛИНЗЫ

Вскоре после статьи Эйнштейна американский астроном, швейцарец Франц Цвикки догадался, что гравитационные линзы стоит искать совсем в другом месте. Цвикки занимался исследованиями галактик и их скоплений. Тогда это была ещё совсем молодая наука, не прошло и двадцати лет с тех пор, как Хабблу удалось доказать, что некоторые «туманности», наблюдаемые на небе, на самом деле находятся на огромных расстояниях. Они состоят из громадного числа звезд и часто по своим масштабам превосходят единственную галактику, известную до работ Хаббла - Млечный Путь (или Галактику - так, с большой буквы, пишут греческое название Млечного Пути, чтобы отличать его от множества других галактик).

Цвикки воспользовался формулами Эйнштейна и пришел к выводу, что расщепление изображений, которое производят галактики, составляет несколько секунд дуги. Такие расстояния были уже вполне по силам современным Цвикки телескопам. К тому же, в этом случае нет необходимости ждать затмения: далекие галактики светятся не так ярко. Однако галактики - объекты куда менее плотные, чем звезды, и хотя масса их в десятки и сотни миллиардов раз превосходит массу Солнца, размеры их больше солнечных в триллионы раз. Поэтому необходимо, чтобы источник был расположен достаточно близко к направлению на линзу: в противном случае второе изображение закрыла бы сама линза.

Цвикки рассчитал вероятность наблюдения гравитационных линз, и результат его лишь немногим более оптимистичен, чем сегодняшние расчеты: по оценкам Цвикки, изображение одной из каждых четырехсот далеких галактик расщепится.

В наше время расщепление изображения одного источника на несколько компонент называют сильным линзированием, и говорят, что объект сильно линзирован, в отличие от микролинзирования и слабого линзирования, о которых речь пойдет дальше. Трудность обнаружения сильного линзирования, тем не менее, в том, чтобы отделить эффект гравитационной линзы от групп в действительности близких друг к другу галактик (последние, как известно, имеют тенденцию собираться в группы - «скучиваться», или «кластеризоваться», как говорят астрономы).

Различить эти две ситуации нелегко. Во-первых, по-настоящему далекие объекты на глубоких снимках звездного неба выглядят, как маленькие пятнышки, а сравнивать одно едва заметное пятнышко с другим и делать из этого далеко идущие выводы - занятие не самое осмысленное. Во-вторых, ожидать, что одно из изображений будет увеличенной или уменьшенной, но точной копией другого, также не приходится: космические линзы очень несовершенны, распределение вещества в них далеко от симметричного, потому построенные ими разные изображения одного и того же объекта подчас не похожи ни на оригинал, ни друг на друга.

Рисунок 1. Двойной квазар QSO0957+561 - первое двойное изображение, открытое в 1979 году Вольшем, Карсвеллом и Вейманном. На фотографии слева, полученной с помощью Космического телескопа имени Хаббла, видны два ярких звездообразных объекта, между которым заметно чуть желтоватое и менее яркое размытое пятно. Это пятно и есть галактика-линза. Похожесть цветов двух изображений квазара астрономы характеризуют очень точно, измеряя спектральный состав их излучения. На графике справа как раз и приведены спектры двух компонент, полученные Андреасом Михалицианосом с коллегами также с помощью Хаббловского телескопа. Видно, что спектры эти почти одинаковы. Небольшие отличия связаны с тем, что на спектр компоненты B налагается спектр галактики-линзы, сквозь которую проходит свет.

Чтобы удостовериться, что мы действительно имеем дело с изображениями одного и того же объекта, астрономы обычно получают его спектр. Спектр - то есть, зависимость интенсивности излучения объекта от длины волны света - не зря называют «отпечатками пальцев» звезд и галактик. По спектрам можно определить множество галактических характеристик, но самое главное - расстояния до далеких галактик, их химический состав и скорость обращения составляющих галактики звезд по своим орбитам. Все это делает спектр в значительной степени индивидуальным. Однако и получить спектр слабого источника гораздо сложнее, чем простое изображение - ведь надо не просто накопить достаточно света, чтобы выделить объект на уровне шумов, но сделать это для каждой интересующей длины волны. Неудивительно, что времени на это уходит гораздо больше, чем на получение изображения, а за это время вырастают и сами шумы.


ПРИМЕНЕНИЯ ГРАВИТАЦИОННОГО ЛИНЗИРОВАНИЯ

Все эти сложности привели к тому, что открытие гравитационных линз задержалось ещё на пятьдесят лет, и сам этот эффект стал рассматриваться скорее как забавное и интересное следствие теории относительности, не имеющее, впрочем, никакой практической пользы.

Тем не менее, в 60-х годах молодой норвежский астроном Сюр Рефсдал нашел гравитационному линзированию очень важную работу.

Как и Цвикки, Рефсдал рассмотрел случай, когда в качестве линзы выступает далекая галактика. Однако в качестве источника света у Рефсдала выступила не еще более далекая галактика, а вспыхнувшая где-то на границе видимой Вселенной сверхновая - своего рода последний салют яркой жизни массивной звезды, которая перед превращением в маленький компактный объект - черную дыру или нейтронную звезду - сбрасывает свои внешние слои. Во время вспышки, в первые несколько дней, такая «звезда» светит также ярко, как и ее родительская галактика, но при этом свет не «размазан» по всему пятнышку, представляющему изображение галактики, так что зафиксировать ее проще.

Что же увидит астроном, наблюдающий раздвоенное (или вообще, кратное) изображение галактики, в момент вспышки в ней сверхновой? Ответ нехитрый - в каждом из изображений вспыхнет по звездочке, которые будут точными (со скидкой на несовершенство линзы) копиями друг друга. Однако Рефсдал понял одну тонкость: лучи света, образующие каждое изображение, проходят разные пути, а потому между различными изображениями будет наблюдаться задержка: сначала сверхновая вспыхнет в одной из компонент расщепленного изображения, потом в другой, и так по всем изображениям, сколько бы их там ни было. При этом временная задержка, с одной стороны, определяется длиной пути, геометрией системы, а с другой - может легко быть измерена астрономическими методами: до сего дня время - наиболее точно измеряемая в физике величина.

Соответственно, астрономам в руки попало уникальное средство непосредственного измерения геометрических размеров. И хотя в последствии вылезло множество «тонкостей», затрудняющих практическую реализацию метода, успешное их преодоление позволяет непосредственно измерить необычайно важный параметр - постоянную Хаббла. Она определяет скорость расширения Вселенной, ее геометрические размеры, и, возможно, самое важное - возраст.

Рефсдал говорил о вспышке сверхновой, но такие взрывы происходят редко - в среднем раз в сто лет в каждой галактике. И шансы поймать линзу в этот момент невелики, если только мы не наблюдаем постоянно множество линз.

Однако на деле, от источника требовалось лишь менять свою яркость, чтобы можно было по совпадению изменений в разных компонентах изображения определить временной сдвиг. Такие источники были обнаружены за год до работы Рефсдала, в 1963 году. Это квазары - крохотные, но невероятно яркие галактические ядра, в центре которых расположена массивная - до миллиардов солнечных масс - черная дыра. Разрывая звезды и засасывая вещество, черная дыра заставляет квазары ярко светиться, позволяя наблюдать их на самом краю наблюдаемой Вселенной. При этом режим питания черной дыры крайне нерегулярен, а оттого блеск квазара резко и часто меняется.

Удаленность и яркость квазаров делали их ведущими кандидатами на роль источников света для гравитационных линз, а переменность блеска - отличными средствами для измерения постоянной Хаббла методом Рефсдала. Теперь оставалось лишь найти первую гравитационную линзу!


ПЕРВЫЕ ЛИНЗЫ

И в 1979 году первая линза, наконец, нашлась. Три американских астронома - Денис Вольш, Боб Карсвелл и Рэй Вейманн - случайно обнаружили «двойной квазар». Довольно скоро они поняли, что этот объект, получивший наименование QSO0957+561 представляет собой раздвоенное изображение одного и того же квазара; нашли и галактику, которая действует как линза. Через шесть лет Хучра и его сотрудники увидели, пожалуй, самый популярный объект из этой серии - четыре изображения квазара QSO2237+0305, или «Крест Эйнштейна». Этому кресту еще предстояло стать местом обнаружения другого, не менее важного эффекта микролинзирования, о котором речь пойдет дальше.

Рисунок 2. Четыре компоненты изображения далекого квазара QSO2237+0305 - «Крест Эйнштейна». В данном случае квазар расположен в 8 миллиардах световых лет от нас - в 20 раз дальше, чем галактика-линза, которую отлично видно на этом изображении. Система очень симметрична, поэтому временная задержка между разными изображениями составляет всего несколько часов. Видимый посредине между изображениями квазара яркий объект - это ядро галактики, его спектр совершенно не похож на спектры квазаров. Данное изображение получено Джеймсом Роудсом с помощью 3,5-метрового телескопа на горе Китт-Пик в США.

За последующие четверть с лишним века астрономы получили возможность в очередной раз убедиться, насколько сложным может оказаться практическая реализация простой на первый взгляд идеи. В данном случае это общее утверждение относится к методу измерения постоянной Хаббла по Рефсдалу.

Мы слегка лукавили, когда говорили, что задержка между изображениями определяется длиной пути. На самом деле, так было бы в случае точности специальной теории относительности. В этом случае, учитывая, что отклонение луча света происходит вблизи линзы, легко решить треугольник, подобный показанному на нашем первом рисунке первой лекции, и найти длину пути исходя лишь из наблюдаемых положений изображений, их удаления друг от друга. Полученная задержка носит название геометрической и содержит постоянную Хаббла.

Однако здесь в дело в очередной раз вмешивается тот факт, что истинная теория гравитации - это общая теория относительности (по крайней мере, она, по современным данным, ближе всего к истине). В ОТО гравитация определяет не только траекторию движения частиц, в том числе света, но и темп хода часов в том или ином месте. Ближе к тяготеющему центру время идет чуть медленнее, дальше - чуть быстрее. Поэтому лучи света, прошедшие на разном расстоянии от линзы, будут проходить через участки пространства с разным темпом хода часов и по-разному задержатся. Это вторая часть задержки, она называется потенциальной и ее необходимо прибавить к геометрической, чтобы получить полную задержку, получаемую из наблюдений. Соответственно, чтобы получить зависящую от постоянной Хаббла геометрическую часть, надо правильно вычесть потенциальную задержку из наблюдательных данных.

Вот в этом-то и проблема.

Для вычисления потенциальной части требуется знать распределение массы в линзе, определить которое непосредственно из наблюдений нетривиально. Астрономы в итоге тратят немало усилий на то, чтобы построить модель линзы, в точности предсказывающую положение каждой из компонент изображения, ее размеры, форму и яркость. Если последнее удается, можно надеяться, что и определение постоянной Хаббла окажется успешным.

Впрочем, и определение полной задержки из наблюдений также нелегкое дело. Чтобы провести его, необходимо найти в кривой изменения во времени блеска одной из компонент какую-нибудь характерную деталь - например, резкий подъем блеска на столько-то звездных величин - потом отождествить его с аналогичной деталью в кривой блеска другой компоненты и измерить расстояние между ними. Однако для этого надо пронаблюдать вторую компоненту не одновременно с первой, а позже - как раз на неизвестное время задержки их друг относительно друга. А время это может составлять и несколько часов, и несколько лет.

Программы постоянного мониторинга гравитационных линз, которые помогли бы решить эту проблему, существуют, но времени и телескопов на всех не хватает, в данных оказываются длительные пробелы, да и точность измерений не абсолютна. В итоге, для определения задержек используются сложные методы статистической обработки и отождествления кривых блеска. Результатом этих исследований стало определение задержек у нескольких систем и оценки постоянной Хаббла, предполагающие довольно значительный возраст Вселенной - около 15 миллиардов лет. Когда число таких измерений достигнет десятков и сотен, у астрономов появится возможность непосредственно измерить историю изменения размеров Вселенной от эпохи образования первых галактик до совсем недавнего времени.

Рисунок 3. Пример успешного измерения временной задержки между компонентами. Здесь красным и синим цветами показаны кривые блеска компонент B и A, соответственно, нашего старого знакомого - первого двойного квазара QSO0957+561. Резкий спад блеска, наблюдавшийся в компоненте A на католическое Рождество 1994 года, и его повтор в компоненте B в феврале 1996 года позволили Томиславу Кундичу и Эду Тёрнеру точно определить задержку - она составляет 417 суток. Кривые наложены друг на друга с таким сдвигом. Высота горизонтальной перекладины у каждой из точек на кривой блеска соответствует неточности измерений.


СТАТИСТИКА ГРАВИТАЦИОННЫХ ЛИНЗ

В настоящее время известны около сотни квазаров и галактик, изображения которых гравитационным линзированием расщеплены на две, четыре, и иногда - большее количество - компонент. А в 1987 году было обнаружено и первое «кольцо Эйнштейна», причем открытие было совершено с помощью радиотелескопа - гравитационное линзирование, в строгом соответствии с принципом эквивалентности, одним из столпов ОТО, - не различает длины волны света. В настоящее время значительная часть исследований по гравитационному линзированию ведется именно в радиодиапазоне, и к настоящему моменту известны около десятка «колец».

Выше написано, что у большинства известных линз компонент изображения либо две, либо четыре. Забавно, но этот факт - следствие теоремы о нечетном числе изображений. Можно строго доказать, что распределение массы, характерное для большинства галактик, может создать либо три, либо пять, либо семь - и так далее - изображений далекого объекта. Возможен, конечно, и случай, когда существует всего одна компонента - например, когда линзы нет вовсе. Наблюдаются же две, четыре, очень редко - шесть компонент. Разгадка проста: «пропавшая» компонента присутствует, однако сильно уменьшена и находится в самом центре линзы, теряясь в ее изображении.

В действительности, несколько таких центральных компонент были найдены за последнее время, и их исследование говорит нам очень многое об устройстве центральной части галактики-линзы.

Например, можно определить, имеется ли в центре черная дыра. По современным представлениям, такие объекты должны быть в центре практически каждой крупной галактики. Однако это - теория, как обстоят дела в действительности определить совсем не легко. Сами по себе черные дыры не светятся, и легко их обнаружить только в одном случае - когда они поедают звезды и газ из окружающего пространства. В этом случае наблюдается явление активного галактического ядра и его предельный случай - квазар. Если же в окрестности центральной черной дыры свободного газа не осталось, а звезды успешно избегают слишком тесных сближений с ней, черная дыра «засыпает», никак не проявляя свою могучую гравитацию. Вернее, почти никак - гравитационное линзирование, как выясняется, не обманешь.

Кроме того, как выяснилось, гравитационное линзирование изменяет статистические свойства далеких объектов, и эти изменения необходимо учитывать. Например, для исследования истории образования галактик и черных дыр во Вселенной необходимо знать, насколько много квазаров присутствовало в ней в тот или иной момент ее жизни. Для этого астрономы, как правило, выбирают какой-то небольшой участок небесной сферы, детально его обследуют и считают, сколько квазаров и активных галактических ядер можно увидеть до определенного предела яркости. Полученная зависимость называется функцией светимости. Линзирование меняет эту статистику.

Во-первых, оно создает кратные изображения, то есть откровенно искажает подсчеты, заменяя один квазар несколькими. Однако этот эффект не так значителен: слишком малая доля квазаров - один из нескольких сот или тысяч - сильно линзированы (напоминаем, что сильным линзированием как раз называется случай, когда изображение далекого источника гравитационным действием галактики-линзы расщепляется на несколько компонент). Во-вторых, и это более важно, наблюдаемый от квазара поток света увеличивается, а значит в некоторых случаях часть квазаров, наблюдаемых нами в том или ином диапазоне светимости, на самом деле не должны включаться в расчеты. Таким образом, оценка функции светимости смещается в сторону больших значений.

Однако есть и обратный эффект: плотность количества квазаров падает, так как за счет гравитационного линзирования они распределяются на большую по размерам площадку неба, и в исследуемый кусочек небесной сферы попадает меньше квазаров. Это замечание очень важно: гравитационные линзы не просто усиливают мощность светового потока, они именно увеличивают изображение. При этом поверхностная яркость того или иного объекта не меняется: во сколько раз усиливается полный поток света от источника, ровно во столько же раз увеличивается и его наблюдаемая площадь. Это фундаментальный факт, доказанный Толманом и Этерингтоном в конце 20-х - начале 30-х годов XX века и связанный со статистической теоремой Лиувилля. Таким образом, линзирование слабо помогает выделить протяженный объект низкой поверхностной яркости: он действительно становится крупнее, однако это не помогает поднять его над уровнем шума. Однако для крошечных объектов, которые даже в крупнейший телескоп видны, как точечный источник, линзирование очень полезно: блеск его усиливается, а вот размеры как были точечными, так и остаются, так что теперь его легче выделить на фоне шума.

Какой из эффектов выиграет, зависит от формы функции светимости.

Если при небольшом снижении порога чувствительности, количество квазаров, превосходящих своей светимостью этот порог возрастает во много раз, гравитационное линзирование увеличивает наблюдаемое количество квазаров - они, конечно, распределяются по больше площади, однако это с лихвой компенсируется большим количеством квазаров. Если же даже значительное снижение порога лишь слегка увеличивает число квазаров над этим порогом, то доминирует второй эффект - «расползание» объектов по большей площади, так что линзирование оказывает отрицательный эффект на поиски квазаров. Как оказалось, на разных участках реальная функция светимости дает преимущество разным эффектам, и недавно было показано, что для квазаров разных светимостей наблюдается как увеличение, так и уменьшение наблюдаемой плотности за счет гравитационного линзирования.

Продолжение следует...